2015 年度 第 45 回 天文・天体物理若手夏の学校

分子雲衝突による銀河スケールでの巨大分子雲質量関数の進化
小林 将人 (名古屋大学大学院 理学研究科)

Abstract
近傍銀河を空間分解した近年の大規模電波観測から, 巨大分子雲 (GMC) の質量頻度分布 (質量関数) が持つ傾きは, 銀河の領域ごとに異なるということが明らかになってきた. またパーセクスケールを対象とした電磁流体力学シミュレーションからは, 星間ガスを衝撃波によって多数回圧縮することが分子雲を形成するために不可欠である, と示唆されている. シミュレーションから支持されるこうした多数回圧縮を銀河スケールで実現する機構としてInutsuka et al. (2015) は, 大質量星が形成する電離領域や超新星残骸が膨張する過程で,その膨張するシェルの表面で分子雲形成を起こすというシナリオを提案している. このシナリオに基づき本研究では, 分子雲同士の衝突現象 (分子雲衝突) も考慮した GMC 質量関数の GMC 質量空間における連続の式を定式化した. この連続の式から GMC 質量関数の時間発展を計算し, 計算結果を観測と比較した. その結果, (1) 分子雲衝突は GMC 質量関数の時間発展に大きな影響を与えていないこと, (2) 観測される質量関数の傾きは GMC の生成・破壊のタイムスケールに制限を与える可能性があること, が示唆された.

1

Introduction

こ 10 年, 磁場の効果も取り入れたパーセクスケールの電磁流体力学シミュレーションが行われるように銀河は星, 星間ガス, そして暗黒物質から成る複雑系であるため, バリオンの各物理素過程から宇宙の大規模構造に至るまで網羅し銀河形成・進化を統一的に理解することは未だ困難である. 従って各物理素過程に立脚したモデルを構築し, 銀河の主要な活動である星形成をその母体となる分子雲から理論的に議論することが, 銀河形成・進化の理解にとって必要不可欠である. また理論モデルの整備は, 近傍銀河の観測結果のみならず今後 10 年間に多数計画されている高赤方偏移銀河の大規模サーベイの結果を理解するにあたっても大変重要である.
近傍銀河を空間分解した電波観測が近年続々と行われ (Rosolowsky et al. 2007; Colombo et al. 2014a,b;Schinnerer et al. 2013, 等), GMC 質量関数が銀河の領域ごとに異なっているという指摘がされている. 特にColombo et al. (2014a) は M51 の観測結果において, GMC 質量関数のべき (∂n/∂M ∝ M α ) が渦状腕内領域ではゆるく (∼ −1.3), 渦状腕間領域ではきつく (∼ −2.6) なっていることを示している. この結果
は, 渦状腕間領域では大質量 GMC が形成されにくいことを意味している.
分子雲の生成には, 銀河ディスクの体積の大半を占める暖かい中性水素ガスを圧縮する必要がある. こなり, 磁場が中性水素ガスの圧縮を著しく阻害すと明らかにされている (Inoue & Inutsuka 2008, 2009;

Heitsch et al. 2009; Inoue & Inutsuka 2012). こう
したシミュレーションの結果から, 衝撃波による圧縮が従来考えられていた 1 回程度ではなく, 多数回なされなければ分子雲の形成には至らない, ということが理解されつつあり, これは数 10∼ 数 100 パーセク程度の銀河スケールでも同様であると考えられる。

Inutsuka et al. (2015) は, シミュレーションから支持されるこうした多数回圧縮を銀河スケールで実現する機構として, 大質量星が形成する電離領域や超新星残骸が膨張する過程で, その膨張するシェルの表面で中性水素ガスの圧縮が起こり分子雲が形成される,というシナリオを提案している (SI15 シナリオ). このシナリオに基づきInutsuka et al. (2015) は, GMC質量関数の GMC 質量空間における連続の式を定式化し, GMC 質量関数の時間進化を計算した. その結果は, 観測されている質量関数の傾き α の多様性を再現している.
しかしこの定式化には, 近年大質量星形成や星団形成に重要であると観測的に注目されている分子雲同士の衝突現象 (分子雲衝突) が考慮されていない.

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SI15 シナリオの中で分子雲衝突は, シェル表面に乗っ 2.2 Our Formulation
た GMC 同士がシェルの膨張速度程度で衝突する, と本研究では, 式 (1) に分子雲衝突の項を導入し, 以いう描像で捉えることが可能である. そこで本研究下に示す新しい定式化を行った.
では, 分子雲衝突も考慮した定式化を行い GMC 質量()
∂ncl
dM
∂
関数の時間発展を計算した.
+ncl
∂t ∂M
dtncl
=−Td∫ ∫2 Formulations
1 ∞ ∞+K(m1 , m2 )ncl,1 ncl,22 00

2.1

SI15 Formulation

先ず, SI15 シナリオに基づきInutsuka et al. (2015)−が定式化した, GMC 質量関数の時間発展方程式を以δ(m − m1 − m2 )dm1 dm2∫ ∞K(m, m2 )ncl ncl,2 dm2 .
0(4)下に紹介する. これは GMC 質量空間における GMC質量関数の連続の式となっている.
()
∂ncl
∂dM
ncl+ncl
=−.
∂t
∂Mdt
Td

右辺第 2 項は質量 m1 と m2 の GMC 同士の衝突によ質量星が形成されるまでのタイムスケールも込みでで与えられる.

り質量 m の GMC を生成する項であり, 右辺第 3 項は(1) 質量 m2 の GMC と衝突することで質量 m の GMCが消失する項である. ここでカーネル関数 K(m1 , m2 )この式中で, ncl は GMC の微分質量関数であり, 系 は質量 m と m の GMC が衝突する際の衝突係数で12全体の全 GMC 質量があり, 衝突時の相対速度 V と衝突断面積 σ の積で与え∫ ∞られる. 観測されている分子雲衝突候補天体の速度差
Mcl,total =M ′ ncl (M ′ ) dM ′ ,(2)は概ね 10 km/s 程度で一定であることからこの値を V0に採用した. また観測される分子雲の柱密度はほぼ一で与えられる. また Td は GMC の典型的な自己破壊定であるため, これを Σ = 2 × 1022 × 2.34mH g/cm2タイムスケールである. ここで自己破壊とは, GMCとし, σ を GMC 質量に比例させて評価した. 従って内部で誕生した大質量星からの輻射により, GMC をカーネル関数 K の形は構成している水素分子が解離・電離されることを意
m1 + m2味している. Hosokawa & Inutsuka (2006b,a) で行わK(m1 , m2 ) = V σ(m1 , m2 ) = V, (5)Σれた 1 次元球対象輻射流体計算から, GMC 内部で大Td ∼ 14 Myr であると考えられる. また式 (1) の左辺数値計算をするために, 式 (4) を離散化した. この

第 2 項の移流項内に現れる GMC 成長率 dM/dt は,

時規格化は, 時間については 1Myr で, 質量について観測される分子雲の柱密度がほぼ一定であるというは 102 M⊙ で, 実空間スケールは 102 pc で行った.

事実に基づき, GMC の質量に比例した形で

dM
M=,dt
Tf(3)と与えられている。ここで M は対象とする GMC の3Results

3.1

Eﬀects of Cloud-Cloud Collisions

質量, また Tf は GMC 形成の典型的なタイムスケール

GMC 質量関数の時間発展を計算した結果を図 1とであり, Inoue & Inutsuka (2012) のシミュレーショ 図 2に示す. 図 1は式 (4) に基づいて分子雲衝突も計ン結果からおよそ Tf ≃ 10 Myr と見積もられている. 算した時間発展である. 図 2はInutsuka et al. (2015)が示す分子雲衝突の無い式 (1) に基づいた時間発展である. 両者の比較から, 小質量の GMC 同士が分子雲衝突によって大質量の GMC となり図の右側へ流2015 年度 第 45 回 天文・天体物理若手夏の学校
衝突項が存在しない式 (1) でほぼ統御されているこ

102

Preliminary

100dN/ dM [/ 100pc3 ]10 2とを意味する. 式 (1) の定常解は解析的に得ること

T f = 10.0
T d = 14.0
ǫ = 2.0ができ,

10 410 610 810 1010 1210 14102

N0ncl (M ) =M⊙

T ime [M yr]
10203040506070103(MM⊙)−1+ TTfd,(6)と表される. (N0 は規格化定数.) この表式から, 観測される GMC 質量関数のべきの多様性が Tf /Td 比が銀河の領域ごとに異なることを示唆していると分104
105
GM C M ass [M ⊙ ]106

かる. GMC 質量関数の観測を様々な銀河環境 (銀河内での領域や銀河の形態, 赤方偏移など) について行

図 1: 式 (4) を積分して求めれた GMC 質量関数の時うことで, GMC の自己成長タイムスケールや GMC内部での星形成のタイムスケールなどに制限をつけ間発展. 10Myr 刻みのプロット.

る可能性がある, ということを意味している.
例えば前出のColombo et al. (2014a) が報告して102100Preliminary TT df == 10.014.0dN/ dM [/ 100pc3 ]いる M51 の観測結果からは, GMC 質量関数のべきǫ = 2.0010 2(α) がゆるい渦状腕内領域では GMC の自己成長タイムスケールが短い可能性があり, 逆にべきがきつい10 410 610 810 1010 1210 14102

渦状腕間領域では GMC の自己成長タイムスケール

T ime [M yr]
10203040506070103が長い可能性がある, ということが推察される.

104105
GM C M ass [M ⊙ ]106

4Discussion and Conclusion
3.1章で示した分子雲衝突が効いていないという結果は, 分子雲衝突のタイムスケールが自己成長・破壊
図 2: 式 (1) を積分して求めれた GMC 質量関数の時間発展. 10Myr 刻みのプロット. 図 1との比較から,分子雲衝突は大質量側に質量の分配を促しているがGMC 質量関数の進化に大きな影響を与えていない.のタイムスケールよりも長い, と直感的に理解ができる. 一方でDobbs et al. (2015) は孤立系にある銀河のシミュレーションを行い, 各 GMC において分子雲衝突は数 10Myr に一度程度起こるが, 星間ガスの状態を大きく変えうるものでは無い, と主張していれたことが読み取れる. しかしその効果は極めて小さく, GMC 質量関数の時間発展に大きな影響を与えていないことがわかる. これは分子雲衝突が, 銀河内の大質量星や星団形成に主要な役割を果たしているにも関わらず, GMC 質量関数に代表される星間物質の状態に (数 10Myr 程度の時間でならしてみたときに) 大きな影響を与えていないことを示している.

る. またFujimoto et al. (2014) は, ENZO コードを使った 3 次元 adaptive mesh refinement の流体力学シミュレーションを行い, 棒渦巻き銀河の GMC の分布を調べている. 彼らの結果からは, 分子雲衝突や星からのフィードバックなどが無い場合でも重力的な相互作用だけで GMC の寿命は短いことを主張している (数 Myr ∼ 80 Myr).
今後は観測されている 107 M⊙ 程度の大質量 GMC

3.2

Steady State Solution

も含めた質量関数を計算するとともに, 質量流速のチェックを行うことで, どの質量スケールにおいて自仮に分子雲衝突が重要でないという前節の結果を受け入れた場合, GMC 質量関数の時間発展は分子雲己成長・破壊や分子雲衝突がどの程度機能しているかを明らかにする.

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5

Acknowledgment
This project is supported by Japan Society for thePromotion of Science (JSPS) KAKENHI Grant-inAid (No.15J04974).

Reference
Colombo D., et al., 2014a, ApJ, 784, 3
Colombo D., et al., 2014b, ApJ, 784, 4
Dobbs C. L., Pringle J. E., Duarte-Cabral A., 2015,MNRAS, 446, 3608
Fujimoto Y., Tasker E. J., Wakayama M., Habe A.,
2014, MNRAS, 439, 936
Heitsch F., Stone J. M., Hartmann L. W., 2009,ApJ, 695, 248
Hosokawa T., Inutsuka S.-i., 2006a, ApJ, 646, 240
Hosokawa T., Inutsuka S.-i., 2006b, ApJ, 648, L131
Inoue T., Inutsuka S.-i., 2008, ApJ, 687, 303
Inoue T., Inutsuka S.-i., 2009, ApJ, 704, 161
Inoue T., Inutsuka S.-i., 2012, ApJ, 759, 35
Inutsuka S.-i., Inoue T., Iwasaki K., Hosokawa T.,
2015, ArXiv e-prints,Rosolowsky E., Keto E., Matsushita S., WillnerS. P., 2007, ApJ, 661, 830
Schinnerer E., et al., 2013, ApJ, 779, 42